根据电磁波的干涉原理，常使用组合天线系统来减小分辨角，提高分辨本领。这类射电望远镜称为射电干涉仪。以最简单的双天线射电干涉仪为例（见图4-27）。两个同样的天线A和B放在某方向（如东西方向）长度为D的基线上，用同样长的传输线接到同一接收机。当射电辐射从与基线的垂线成α角的方向入射，到达B与A的程差d=Dsinα。若d是半波长的偶数倍，两个信号同相，发生累加；若d是半波长的奇数倍，两个信号反相，相互抵消。在射电源的周日运动中，α角不断改变，接收机的输出呈现强弱相间的周期性变化干涉图，其分辨角φ≈λ／D，而干涉图的包络（虚线）是单个天线的方向图。
图4-27 双天线射电干涉仪及其方向图
（a）干涉仪；（b）方向图
图4-28 VLBI工作原理
为了满足不同的观测需要，人们研制了多种形式的射电干涉仪。例如，“米尔斯（Mills）十字”射电干涉仪可以提高两维的分辨本领；甚长基线干涉仪（VLBI）采用原子钟控制的高稳定性独立本振系统和磁带记录，如图4-28所示，由多个天线在同一时刻分别接收同一射电源信号并各自记录在磁带上，然后把磁带一起送入处理机做相关运算来得到最后结果，这就避免了超长传输线的问题，可用基线长达数千千米，使分辨本领大为提高。例如中国和德国在1981年的一次甚长基线（8200 km）干涉仪测量分辨角为0.002″，洲际甚长基线干涉仪的分辨角小到0.0002″。通信和天文高级现代实验室（HALCA）用绕地球轨道上8 m射电望远镜与地面射电望远镜组成干涉仪，可得到相当于直径为32000 km射电望远镜的高分辨射电图。
英国射电天文学家M.赖尔（M.Ryle）研制成一种灵敏度高、分辨角小、能够成像的“综合孔径射电望远镜”。由于这项重大突破，赖尔获得1974年的诺贝尔物理学奖。它的工作原理简述如下（见图4-29）：任何一幅图像都可以分解成很多亮度分布的正弦和余弦成分；反之，如果知道这些正弦和余弦成分，就可以综合成原来图像。可以用A、B两个小天线，A为不动的参考天线，B可以移动，把两者的信号接在一起就形成双天线射电干涉仪，记录下它们的相关信息，从其相关输出的振幅和相位中可得到亮度分布的正弦和余弦成分。把B逐次放在各位置进行测量，就可得到所有方向和距离上的相关信号振幅和相位的一组数据。对这组数据进行傅里叶变换的数学处理，便得到观测天区的射电天图。观测天区的范围取决于各单天线的视场（主瓣宽度），而分辨角取决于大圆直径。实用上以多个天线系统代替移动的B。例如，美国国家射电天文台的甚大天线阵（Very Large Array，VLA）有27个直径为25 m的天线，排成“Y”形，北臂长19 km，西南臂和东南臂各长21 km（见图4-30），在厘米波段工作8 h得到一幅分辨达角秒的射电天图。
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图4-29 综合孔径射电望远镜工作原理
射电望远镜除了被动地观测天体射电辐射之外，有的还有发射设备、作为雷达而主动向金星、一些小行星和彗星发射电波，接收它们反射的回波，探测它们的大小和表面性质。
表4-4列出了世界著名的射电望远镜。
表4-4 世界著名射电望远镜
（续表）
图4-30 美国国家天文台的甚大天线阵
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